Galaktika

Allikas: Vikipeedia
Disambig gray.svg  See artikkel räägib eelkõige väljaspool meie tähesüsteemi asuvatest tähesüsteemidest; galaktika suure tähega (Galaktika) all mõistetakse meie tähesüsteemi – Linnuteed

NGC 4414, tüüpiline spiraalgalaktika, mis on umbes 55 000 valgusaastat lai ning asub 60 miljoni valgusaasta kaugusel Maast.

Galaktika on gravitatsiooniliselt seotud tähesüsteem, mis koosneb tähtedest ja nende jäänustest, tähtedevahelisest tolmust ja tumedast ainest. Galaktikaid võib leida igas suuruses, alates kääbusgalaktikatest, mis sisaldavad umbes kümme miljonit tähte kuni hiidgalaktikateni, mis sisaldavad sadu triljoneid tähti. Kõik kehad galaktikas tiirlevad ümber galaktika keskme. Galaktikad võivad ka koosneda mitmetest tähesüsteemidest, tähekogumitest. Päike on üks Linnutee tähtedest, samuti on Linnutee osa ka kõik, mis tiirleb ümber selle, kaasa arvatud planeet Maa.

Ajalooliselt on galaktikaid liigitatud nende kuju järgi. Tüüpilisim on elliptiline galaktika, mis oma kujult on elliptiline. Spiraalgalaktikad on oma kujult kettad, millel on spiraalharud. Galaktikad millel on korrapäratu kuju, liigitatakse korrapäratuteks galaktikateks ja tavaliselt on nad sellised tänu naabergalaktikate gravitatsioonile. Sellised galaktikate omavahelised kokkupuuted võivad lõppeda galaktikate ühinemisega.

Nähtavas universumis on arvatavasti rohkem kui 170 miljardit galaktikat. Enamik neist on oma diameetrilt 1000–100 000 parsekit ning asuvad üksteisest miljonite parsekite kaugusel. Galaktikatevaheline ruum on väga hõre, selle tihedus on vähem kui 1 aatom kuupmeetris.Suurem osa galaktikatest on grupeerunud parvedesse, parved ise, aga moodustavad superparvi.

Tume aine on meile veel väga kehvasti arusaadav, kuigi ollakse kindlad, et see moodustab umbes 90% galaktikate massist. Vaatlusandmete põhjal võib järeldada, et enamiku, kui isegi mitte kõigi, galaktikate keskmes asub supermassiivne must auk. Selline objekt asub ka meie Linnutee keskmes.

Linnuteele viidates kirjutatakse sõna Galaktika suure algustähega, muudel juhtudel mitte.


Vaatlemise ajalugu[muuda | redigeeri lähteteksti]

Linnutee[muuda | redigeeri lähteteksti]

Linnutee tuum

Kreeka filosoof Demokritos (450–370 eKr.) esitas idee, et hele jutt taevas, mida tunti Linnuteena võib koosneda kaugetest tähtedest.[1] Aristoteles (384–322 eKr.) aga, uskus et Linnutee on põhjustatud sellest, et suurtes kogustes tähti süttisid, kui läksid üksteisele liialt ligidale ning süttimine toimus atmosfääri kõrgemates kihtides (tol ajal peeti selleks Maa jaa Kuu vahelist piirkonda).[2] Neoplatonistlik filosoof Olympiodorus noorem (umbes 495–570 pärast Kristust) kritiseeris sellist ütlust, väites, et kui Linnutee oleks selline, siis see peaks ilmuma erinevatel aegadel ja kohtades Maal ja sellel peaks olema parallaks, mida tal ei ole. Sellises maailmavaates oli Linnutee taevalik, mis hiljem mõjutas islami maailma.

Araabia astronoom Alhazen (965–1037) tegi esimesi üritusi vaatlemaks Linnuteed ja määrata tolle parallaks ja kuna ta leidis, et Linnuteel pole parallaksi, siis see tähendas, et ta ei asu maa atmosfääris vaid väga kaugel Maast. Pärsia astronoom Abū Rayḥān al-Bīrūnī (973–1048) käis välja idee, et Linnutee koosneb lõpmatul hulgal häguste tähtede osakestest. Al-Ándalusi astronoom Ibn Bajjah (suri 1138) pakkus välja, et Linnutee koosneb paljudest tähtedest, mis asetsevad peaaegu üksteise küljes ja paistavad ühtse koguna, sest Linnutee arvati olevat lõpmatu kogus väikeseid tähti kokku surutuna seisvas taevasfääris.

Faktiline tõestus, et Linnutee koosneb paljudest tähtedest tuli aastal 1610 kui Galileo Galilei kasutas teleskoopi selle uurimiseks. Ta avastas, et see koosneb suurel hulgal tuhmidest tähtedest. Thomas Wright spekuleeris aastal 1750 oma teoses "An original theory or new hypothesis of the Universe", et galaktika võib olla pöörlev keha paljudest tähtedest, mida hoiab koos gravitatsioon, sarnaselt Päikesesüsteemile, kuid palju suuremas mastaabis ning et me näeme Linnuteed heleda jutina taevas, sest me ise asume selle sees.

Linnutee kuju nagu seda nägi William Herschel.

Esimene, kes üritas kirjeldada galaktika kuju ja Päikese asukohta selles oli William Herschel 1785. aastal. Ta luges kokku tähti erinevates taeva osades ja tegi tulemusest diagrammi, milles ta paigutas Päikesesüsteemi galaktika keskme lähedusse. Kapteyn, kasutades viimistletud lähenemisviisi, nägi Linnuteed kui väikest elliptilist galaktikat (diameetriga umbes 15 kiloparsekit), Päikese asetas ta samuti keskme lähedale. Harlow Shapley ,aga nägi galaktikat hoopis teistsugusena: lame ketas, diameetriga 70 kiloparsekit ning Päike asub galaktika keskmest kaugel. Mõlemad , aga ei võtnud arvesse valguse ja elektromagnetkiirguse käitumist tähtedevahelises tolmus, mida leidus galaktikas. Robert Julius Trumpler, aga arvestas seda kui ta 1930. aastal õppis tähtede kogumeid Linnutees ning sel viisil saigi selgeks praegune Linnutee kuju.

Eristamine teistest udukogudest[muuda | redigeeri lähteteksti]

William Parsoni visand veekeerise galaktikast (1845)

Kümnendal sajandil vaatles Pärsia astronoom Abd al-Rahman al-Sufi esimest korda Andromeeda galaktikat, kirjeldades seda kui väikest pilve. Al-Suf tuvastas samuti ka Suur Magalhãesi Pilve, mis oli nähtav Jeemenis, aga mitte Isfahanis. Need olid kaks esimest galaktikat, peale Linnuteed, mida uuriti Maal.

Thomas Wright spekuleeris (õigesti) 1750. aastal avaldatud raamatus, et Linnutee on lame ketas ning mõned öötaevas nähtaval olevad udukogud on Linnuteest eemal. Viis aastat hiljem võttis Immanuel Kant kasutusele termini "saarte universium".

18. sajandi lõpus moodustas Charles Messier kataloogi, mis sisaldas 109 heledaimat udukogu, hiljem tuli William Herschel välja suurema kataloogiga, mis koosnes 5000. udukogust. Aastal 1845 ehitas William Parson uut tüüpi teleskoobi ning sellega suutis ta vahet teha spiraalsetel ja elliptilistel udukogudel.

Aastal 1912 uuris Vesto Slipher heledaimate spiraalsete udukogude spektrijooni, et teha kindlaks, kas nad koosnevad samadest keemilistest ühenditest nagu planeedid. kuid ta leidis, et spiraalsetel udukogudel on suur punanihe ehk nad liiguvad eemale kiiremini kui on Linnuteest lahkumiseks vajalik ehk nad polnud Linnuteega gravitatsiooniliselt seotud ja ei saanud olla selle osa.

1917 vaatles Heber Curtis noovat Andromeeda galaktikas. Uurides varasemalt jäädvustatud fotosi, leidis ta veel 11 noovat. Curtis märkas, et need noovad olid umbes 10 magnituuti tuhmimad kui need, mis toimusid Linnutees. Ta suutis välja arvutada ka nende kauguse, milleks ta sai 150 000 parsekit.Temast sai saarte universumi pooldaja, milles spiraalsed udukogud on hoopis iseseisvad galaktikad.

Aastal 1899 pildistatud foto Andromeedia udukogust, mis hiljem liigitati galaktikaks.

Aastal 1920 leidis aset Suur Debatt Harlow Shlapey ja Heber Curtise vahel, mis käsitles: Linnutee olemust, spiraalseid galaktikaid ja universumi dimensioone. Tõestamaks oma väidet, et Andromeeda udukogu on hoopis eraldi funktsioneeriv galaktika, tõi Curtis välja,et Linnutees esinevad tumedad ribad, mis sarnanevad tolmupilvedega ning et Andromeedal on suur Doppleri nihe.

Küsimus sai lahendatud 1920. aastatel. Aastal 1922 suutis eesti astronoom Ernst Öpik määrata ära Andromeeda galaktika kauguse, mis toetas seisukohta, et too on kauge Linnuteeväline objekt. Kasutades uut 100. tollist teleskoopi, suutis Edwin Hubble nähe spiraalsete udukogude harusid tähtedena, mis lubasid tal määrata nende kauguse. Need olid, aga liiga kaugel, et olla Linnutee osa. Aastal 1936 tegi Hubble galaktikate klassifikatsiooni süsteemi, mida kasutatakse ka tänapäeval.

Kaasaegne uurimine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Aastal 1944 ennustas Hendrik van de Hulst, et mikrolaine kiirgus lainepikkusel 21 sentimeetrit, tuleneb tähtedevahelises ruumis asuvast vesiniku gaasist; seda kiirgust täheldatigi aastal 1951. Kiirguse avastamine aitas kaasa Linnutee galaktika uurimisele, sest see ei ole mõjutatud tolmu neeldumisest ning selle Doppleri nihet saab kasutada määramaks gaasi liikumist galaktikas. Sellised vaatlused viisid välja postulaadini, et Galaktika keskmes asub varda sarnane pöörlev struktuur. Parananenud raadioteleskoopidega oli võimalik määrata gaasilist vesinikku ka teistes galaktikates.

Seitsmekümnendatel avastati Vera Rubini uurimustes gaasi pöörlemiskiiruse kohta galaktikates, et kogu nähtav mass (tähed ja gaas) ei ole kooskõlas gaasi pöörlemise kiirusega. Sellise probleemi lahendiks on toodud välja, et galaktikates esineb suures mahus nähtamatut tumedat ainet.

Alates 1990. aastast kui saadeti orbiidile Hubble'i teleskoop, on teadmised tumeda aine ja kaugete galaktikate olemasolust ja ehitusest tunduvalt paranenud. Arenenud tehnika, mis suudab registreerida inimestele nähtamatuid spektrijooni ning aitab avastada ka selliseid galaktikaid, mida Hubble ei suuda. On suudetud leida ka uusi galaktikaid sellest piirkonnast, mille vaatlemist blokeerib Linnutee.

Galaktikate jagunemine kuju järgi[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galaktikate tüübid vastavalt Hubble järjestusele. E tähistab elliptilist , S spiraalset ja SB varbspiraalset galaktikat.

Galaktikaid jagatakse kolmeks peatüübiks: elliptilised, spiraalsed ja korrapäratud. Edwin Hubble jagas need vaatluste tulemustena skeemi, Hubble'i järjestusse.

Elliptilised galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Hubble liigitus jagab elliptilised galaktikad eraldi klassidesse sõltuvalt nende elliptilisusest. Klasse on kokku 8, E0 galaktikad on peaaegu sfäärilised, E7 aga väga lapikud ja väljavenitatud. Elliptilistel galaktikatel on elliptiline profiil, mis annab neile elliptilise kuju sõltumata vaatlemisnurgast. Sellistes galaktikates on vähe tähtedevahelist ainet. Samuti on tekib neis uusi tähti vähe, mille tulemusena koosnevad nad põhiliselt vanadest, rohkem arenenud tähtedest, mis tiirlevad ümber gravitatsiooni keskme suvalises suunas.

Suurimad galaktikad on hiidelliptilised galaktikad. Arvatakse, et elliptilised galaktikad on tekkinud galaktikate kokkupõrkel. Nad võivad kasvada hiiglaslikeks (võrreldes spiraalgalaktikatega) ning selliseid võib kohata galaktika parvedes tuuma ligidal.

Spiraalsed ja varbspiraalsed galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

NGC 5457 (nõelaratta galaktika), näide tüüpilisest spiraalgalaktikast.

Spiraalgalaktika koosneb pöörlevast tähtede kettast ja nende vahelisest ruumist. Selle keskmises osas asuvad tihedalt koos tunduvalt vanemad tähed. Hubble'i järjestuses on spiraalgalaktikad märgitud S tähega, millele järgneb täht (a, b või c), mis tähistab spiraalide tihedust ja galaktika keskme suurust. "Sa" galaktikas asetsevad kehvasti määratletavad spiraalharud tihedalt ning tuum on suhteliselt suur. Spiraalgalaktika teises äärmuses asub "Sc", millel on hästi määratletavad ja avatud spiraalharud ning galaktika kese on väike.

Nagu tähedki, tiirlevad ka spiraalharud ümber galaktika keskme, kuid nad teevad seda konstantse nurkkiirusega. Arvatakse, et spiraalharud on piirkonnad, kus aine on tihedalt koos. Kui täht liigub läbi haru, siis kosmiline kiirus igale tähesüsteemile on määratletud gravitatsiooniga tihedamas kohas. Spiraalharud on nähtavad, sest neis tekib tihti uusi tähti, mis on heledamad ja paistavad kaugemale.

NGC 1300, näide varbspiraalsest galaktikast.

Enamikul spiraalgalaktikatest on galaktika keskmes "varras" mis ulatub mõlemale poole galaktika tuumast ning seejärel ühineb spiraalharudega. Hubble'i süsteemis on need märgitud SB-ga, millele järgneb (a, b või c), mis tähistavad samu parameetreid nagu tavalise spiraalgalaktika puhulgi. Vardad arvatakse olevat ajutiseks nähtuseks, mis on tekkinud tänu tuumast väljuvale radioaktiivsusele või galaktikate kokkupõrkele.

Meie oma galaktika, Linnutee, on varbspiraalne ja selle diameetriks on umbes 30 kiloparsekit ja paksuseks 1 kiloparsek. See koosneb umbes 200–400 miljardist tähest[3][4] ja selle mass on umbes 600 miljardit korda suurem kui Päikese mass.[5]

Korrapäratud galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Korrapäratu galaktika on galaktika, millel ei ole selget eristatavat kuju, nagu seda on spiraalsetel ja elliptilistel galaktikatel. nende kuju on ebatavaline ning nad ei kuulu kuhugi Hubble järjestuse klassi. Nad on tihti oma kujult kaootilised, neil ei paista olevat selget galaktika keset ega ühtegi jälge spiraalharudest. Arvatakse, et nad moodustavad veerandi kõikidest galaktikatest. Enamik korrapäratuid galaktikaid olid kord spiraalsed või elliptilised, aga deformeerusid gravititatsiooni tõttu. Korrapäratud galaktikad sisaldavad suurtes kogustes kosmilist tolmu ja gaasi.

Kääbusgalaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Vaatamata esilekerkivatele suurtele spiraalsetele ja elliptilistele galaktikatele on enamik galaktikatest kääbusgalaktikad. Sellised galaktikad on suhteliselt väikesed võrreldes teistega. Oma suuruselt on nad umbes sajandik Linnuteest ja sisaldavad kõigest paari miljardit tähte. On avastatud ka sellised kääbusgalaktikaid, mis on kõigest 100 parsekit oma diameetrilt.

Hoagi objekt, näide ringikujulisest galaktikast.

Paljud kääbusgalaktikad tiirlevad ümber ühe suurema galaktika; Linnuteel on vähemalt tosin sellist kaaslast ning arvatakse, et 300–500 kääbusgalaktikat on veel avastamata. Kääbusgalaktikaid võib jagada ka elliptilisteks, spiraalseteks kui ka korrapäratuteks.

Uurides Linnutee naabergalaktikaid leiti, et kõik kääbusgalaktikad olid umbes 10 miljonit Päikese massi, sõltumata sellest kas nad koosnesid tuhandetest või miljonitest tähtedest. See avastus on viinud järelduseni, et galaktikate koostises moodustab suurima osa tume aine.

Omapärase kujuga galaktikad[muuda | redigeeri lähteteksti]

Omapärase kujuga galaktikad tekivad galaktikate kokkupõrkel. Üheks näiteks on ringikujuline galaktika, milles on tähed paiknenud ringikujuliselt ning selle sees on tähtedevaheline ruum, mis ümbritseb üksildast tuuma kõige keskel. Arvatakse, et selline galaktika tekib kui väiksem galaktika läbib suurema galaktika tuuma.

Galaktikate ebatavaline käitumine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galaktikate põrkumine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Keskmine vahemaa galaktikate vahel galaktikaparvedes on natukene rohkem kui galaktika diameeter korrutades kümnega. Seega galaktikate põrkumine on suhteliselt sagedane ja mängib suurt rolli nende evolutsioonis. Galaktikate lähedane möödumine üksteisest põhjustab galaktikate moondumist ja võib kaasa tuua ka gaasi ja tolmu vahetuse.

Galaktikate kokkupõrkumine, mis lõpeb nende ühinemisega..

Kokkupõrkumine toimub kui kaks galaktikat lähevad täpselt läbi üksteise ning mõlemal on piisav impulss, et mitte ühineda. Tähed mööduvad sellistes galaktikates tavaliselt üksteisest ilma kokkupõrkumisteta. Gaas ja tolm aga põrkuvad. See võib kaasa tuua uute tähtede sünni, sest tähtedevaheline ruum on kokkupressitud. Kokkupõrge võib muuta ühe või mõlema galaktika kuju, tekitades "vardaid", ringe ja sabalaadseid struktuure.

Kõige ekstreemsemal juhul galaktikad ühinevad. Sellisel juhul on mõlema galaktika impulss ebapiisav, et galaktikad saaksid üksteisest läbi minna. Läbiminemise asemel need järk-järgult ühinevad, moodustades ühe suurema galaktika. Ühinemisel võib galaktikate kuju muutuda märgatavalt, võrreldes nende esialgse kujuga. Kui üks galaktika on teisest tunduvalt suurem, siis suurem galaktika jääb suhteliselt muutumatuks, kuid väiksem galaktika hävitatakse, seda tuntakse galaktikatevahelise kannibalismina.

Moodustumine ja areng[muuda | redigeeri lähteteksti]

Galaktikate tekkimise ja evolutsiooni uuringud üritavad vastata küsimustele, kuidas galaktikad tekkisid ning kuidas on nad arenenud läbi universiumi ajaloo. Paljud teooriad on tänaseks aktsepteeritud, kuid see on ikkagi suuresti astrofüüsikute tööpiirkond.

Moodustumine[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kuntsniku visioon noorest, ainet koguvast galaktikast.

Praegused kosmoloogilised mudelid varasest universumist põhinevad suure paugu teoorial. Umbes 300 000 aastat pärast seda sündmust hakkasid moodustuma vesiniku ja heeliumi aatomid. Peaaegu kogu vesinik oli tavaolekus ja neelas kergesti valgust, tähti ei olnud sel ajahetkel veel moodustunud. Sellise esialgse mateeria tiheduse kõikumised oligi põhjuseks, miks suuremad struktuurid hakkasid tekkima. Selle tulemusena hakkasid baronid kondenseeruma külma tumeda aine halodes. Need esialgsed struktuurid moodustasid hiljem galaktikad, mida me tänapäeaval näeme.

Tõendeid varaste galaktikate kohta leiti 2006. aastal, kui avastati, et galaktikal IOK-1 on harukordselt suur punanihe (6.96), mis vastab 750 miljonile aastale pärast suurt pauku, mis teeb sellest kaugeima ja kõige algelisema galaktika, mida me näinud oleme.

Üksikasjalik protsess, kuidas varased galaktikad tekkisid on astronoomias suur avatud küsimus. Teooriaid saab jagada kahte rühma: ülalt-alla ja alt üles. Ülalt-alla teooriates tekivad protogalaktikad aine pideva ning suuremahulise kokkukukkumise teel, mis kestab umbes sada miljonit aastat. Alt üles teooriates tekivad enne väiksemad struktuurid, nagu tähekogumid, mis ajapikku ühinevad ja moodustavad galaktika.

Kui protogalaktikad hakkasid moodustuma, tekkisid neis esimesed halo tähed. Need koosnesid peaaegu täielikult vesinikust ja heeliumist ning võisid olla hiiglaslikud. Kui see on tõsi, siis kasutasid sellised tähed kiiresti oma kütuse ära ja tekitasid supernoovasi, vabastades sellega raskemaid elemente tähtedevahelisse ruumi. Sellised esimese generatsiooni tähed ioniseerisid ümberkaudset vesinikku, mille tulemusena tekkisid kosmose mullid, millest valgus sai kergesti läbi minna.

Areng[muuda | redigeeri lähteteksti]

Esimese miljoni aasta vältel hakkasid galaktikates ilmuma neile iseloomulikud jooned: tähekobarad, keskmes asuv supermassiivne must auk ning galaktika keskme moodustav metalli vaesete tähtede kogum. Supermassiivse musta augu teke mängib suurt rolli galaktika kasvamisel, kuna see määrab ära kui palju ainet on võimalik galaktikasse siduda. Sellises varajases perioodis on uute tähtede tekkimine väga kiire ja sage.

Järgmise kahe miljardi aasta jooksul moodustub kogunenud ainest galaktikaline ketas. Galaktika jätkab aine kogumist kogu oma elu, neelates tähtedevahelisi pilvi ja kääbusgalaktikaid, mis koosnevad peamiselt vesinikust ja heeliumist. Tähtede sünni ja surma tsükkel toodab aeglaselt juurde raskemaid elemente, mis lõpuks lubavad planeetide teket.

Galaktikate arengut mõjutavad palju ka omavahelised möödumised ja kokkupõrked. Galaktikate ühinemised olid iseloomulikud nende varases elueas. Kuna tähtede kaugus üksteisest on väga suur, siis enamik tähesüsteemi jääb galaktikate kokkupõrkel muutumatuks. Kuid tähtedevaheline tolm ja gaas, mis moodustavad spiraalharud, moodustavad pikkasi tähtedest koosnevaid sabasi.

Üheks ligemaks näiteks on Linnutee ja selle naaber Andromeeda galaktika, mis liiguvad üksteisele vastu umbes 130 km/h ning suure tõenäosusega nad põrkuvad viie või kuue miljardi aasta pärast. Kuigi Linnutee ei ole kunagi põrganud kokku nii suure galaktikaga nagu seda on Andromeeda, on väga suur tõenäosus, et ta on seda teinud väiksemate kääbusgalaktikatega.

Sellised suuremad sorti galaktikate kokkupuuted on haruldased. Aja möödudes tõenäosus, et kaks sama suurt süsteemi ühinevad väheneb. Enamik heledaid galaktikaid on jäänud ehituselt samasuguseks viimase mõne miljardi aasta vältel ning tähtede tekkimine jõudis oma maksimumini juba 10 miljardit aastat tagasi.

Vaata ka[muuda | redigeeri lähteteksti]

Kirjandus[muuda | redigeeri lähteteksti]

Viited[muuda | redigeeri lähteteksti]

  1. "Constellations reflect heroes, beasts, star-crossed lovers", The Columbus Dispatch (2007-07-31). 
  2. "Ibn Bajja". Stanford Encyclopedia of Philosophy (28. september 2007).
  3. "NASA – Galaxy". Nasa.gov (29. november 2007). Vaadatud 10.08.2010.
  4. Dec16th2008. "How Many Stars are in the Milky Way?". Universe Today. Vaadatud 10.08.2010.
  5. (1997) "Mass of the Milky Way and Dwarf Spheroidal Stream Membership". Bulletin of the American Astronomical Society 29 (2): 1384. Bibcode1997AAS...19110806B.